Eléments d Astronomie Fondamentale

Université des Sciences et Techniques de Lille Eléments d Astronomie Fondamentale Alain Vienne LAL-IMCCE Laboratoire d Astronomie de Lille de l Institut de Mécanique Céleste et de Calcul des Ephémérides Lille 1 et Observatoire de Paris, UMR 8028 du CNRS. janvier 2008

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Eléments d Astronomie Fondamentale Alain Vienne 23 janvier 2008

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Table des matières 1 Méthodes et histoire rapide de l Astronomie 5 1.1 Méthodes générales de l Astronomie.................... 5 1.2 Les distances dans le système solaire et dans l Univers.......... 6 1.2.1 unités et échelles de distances................... 6 1.2.2 mesures de distances dans le système solaire........... 7 1.2.3 mesure de la distance des étoiles.................. 8 1.3 Histoire rapide de l Astronomie...................... 10 1.3.1 période antique (-3000,-1000)................... 10 1.3.2 période géocentrique (-1000,1500)................. 10 1.3.3 période héliocentrique (1500,1780)................ 12 1.3.4 la Galaxie (1780,1920)....................... 14 1.3.5 les autres galaxies (après 1920).................. 15 1.3.6 conclusion............................. 16 2 Coordonnées sur la sphère céleste 17 2.1 Trigonométrie sphérique.......................... 17 2.2 Système de coordonnées sur la sphère................... 20 2.3 Coordonnées locales............................ 21 2.4 Mouvement diurne et coordonnées horaires................ 22 2.5 Changement de coordonnées........................ 24 2.6 Coordonnées équatoriales et temps sidéral local.............. 25 3 Le problème des deux corps 27 3.1 Formulation................................. 27 3.2 Invariance du moment cinétique et de l énergie.............. 29 3.3 Résolution dans le plan de l orbite..................... 30 3.4 Les mouvements elliptiques, paraboliques et hyperboliques........ 31 3

4 TABLE DES MATIÈRES 3.5 Mouvement sur la trajectoire (cas elliptique)................ 35 3.6 Eléments d orbites............................. 38 3.7 La navigation spatiale............................ 40 4 Le mouvement du Soleil 45 4.1 Coordonnées écliptiques.......................... 45 4.2 Première approximation :.......................... 46 4.3 Equation du temps :............................. 47 4.3.1 partie due à l excentricité...................... 48 4.3.2 partie due à l obliquité....................... 50 4.3.3 Equation du temps......................... 50 4.4 Précession.................................. 53 5 La Terre 57 5.1 Représentation astronomique de la Terre.................. 57 5.2 Coordonnées astronomiques d un lieu.................... 60 5.3 Relation entre longitude et temps sidéral local............... 61 5.4 Mesure précise des coordonnées d un lieu................. 62 5.5 Le point en mer : droites de hauteur.................... 63 5.6 Un illustration littéraire........................... 68 5.7 Figure de la Terre : le Géoïde........................ 70 5.8 Premiers éléments de géodésie....................... 71 5.8.1 Courbure du géoïde......................... 71 5.8.2 Triangulation............................ 73 5.8.3 Coordonnées géodésiques..................... 75

Chapitre 1 Méthodes et histoire rapide de l Astronomie 1.1 Méthodes générales de l Astronomie L astronomie est une science très ancienne. Son objet, le ciel, est à la fois très proche et très distant : très proche car il suffit de lever la tête pour l observer, et très distant car il n est pas palpable. Cette particularité en a fait longtemps une science à part. Il n est pas possible de faire des expériences sur les objets du ciel comme cela peut se faire avec les objets terrestres. De plus, les très grandes distances à considérer ou, du moins (avant que ces distances ne soient connues), l inaccessibilité des objets à étudier, ont pu donner à l astronomie un caractère mystérieux quelquefois magique. Cela peut expliquer ses branches non scientifiques qui lui sont quelques fois associées : astrologie, divinations,... L astronomie, en tant que science, se veut une représentation du monde réel : Représentation du monde réel * Lois * une partie observable cohérentes entres elles * vérifié par l expérience en laboratoire terrestre Si ces trois points sont acquis, on peut dire que le modèle est scientifiquement valable. Il permet donc d expliquer, de faire des prédictions et des extrapolations. Une autre 5

6 CHAPITRE 1. MÉTHODES ET HISTOIRE RAPIDE DE L ASTRONOMIE conséquence du schéma présenté est qu il n y a pas de vérité scientifique au sens de vérité absolue. Un modèle dépend : des observations ; celles-ci dépendent elles-mêmes des technologies utilisées ; actuellement la quantité d observations est très grande au point que le problème de gérer cette masse de données est fait dans des centres ou des équipes spécialisés : Centre de Données Stellaires (Strasbourg), Hipparcos, Natural Satellites Data Base (Paris),... du niveau des connaissances théoriques ; il repose sur les mathématiques et les sciences physiques. Exercice : Exemple de la démarche scientifique chez les anciens (Eratostène et Aristarque) :.................... 1.2 Les distances dans le système solaire et dans l Univers Les distances considérées en astronomie sont grandes. Mais surtout, ce qui est considéré comme grand à une certaine échelle, pourra être considéré comme petit si on change d échelle. Les approximations faites ou la compréhension des phénomènes en sont grandement affectées. D ailleurs, l histoire de l astronomie doit être vue en tenant compte de cette caractéristique. Une autre conséquence est qu une seule unité de longueur ne suffit pas à appréhender toutes les distances. 1.2.1 unités et échelles de distances Le tableau 1.1 est extrait de l Annuaire du Bureau des Longitudes 2002. On voit déjà que, même en se limitant au système solaire, deux unités de longueur sont utilisées : le rayon équatorial terrestre (6378.14 km) et l unité astronomique (1ua=149 587 870 km). Au delà du système solaire, on utilise l année lumière (al) qui est la distance parcourue dans le vide par la lumière en une année. On utilise aussi le parsec (pc, sect. 1.2.3). On a : 1 al = 6.32 10 4 ua = 0.307 pc, et 1 pc = 206 265 ua = 3.26 al. La plus proche étoile du soleil, α du Centaure, est à 4.3 al (1.31 pc) du Soleil. Le diamètre de notre galaxie est estimé à environ 100 000 al. Avec ces données, on peut se faire une idée de la taille de la Terre dans le système solaire et de la taille de celui-ci dans la galaxie. C est ce que synthétise le tableau 1.2.

1.2. LES DISTANCES DANS LE SYSTÈME SOLAIRE ET DANS L UNIVERS 7 TAB. 1.1 Quelques données relatives aux astres principaux du système solaire. Demi-grand Diamètre équatorial Nom axe (ua) (Terre=1) Mercure 0.3871 0.38 Vénus 0.7233 0.95 Terre 1.0000 1 Mars 1.5237 0.53 Jupiter 5.2026 11.21 Saturne 9.5547 9.45 Uranus 19.2181 4.01 Neptune 30.1096 3.88 Pluton 39.4387 0.19 Lune 0.27 Soleil 109 TAB. 1.2 Quelques rapports de distances. km RT ua al rayon de la Terre 6378 1 0.1 mm rayon du Soleil 109 1.2 cm Terre-Soleil 149 597 870 1 2.6 m Soleil-Pluton 39 100 m α Centaure 272 000 4.3 700 km diamètre de la galaxie 100 000 16 millions de km On pourrait compléter chacune des colonnes mais on se rendrait compte que les nombres obtenus ne sont pas parlants : une seule unité de longueur ne suffit pas à appréhender toutes les distances. On peut tenter d y parvenir en faisant une homothétie de chacune des distances. La dernière colonne du tableau 1.2 donne les résultats obtenus en ramenant le rayon du Soleil à celui d une pièce d un euro. On ramène ainsi les distances (à l exception de la dernière) à des valeurs humaines dans le sens où on peut considérer que notre cerveau sait appréhender des distances comprises entre 0.1 mm et 700 km. 1.2.2 mesures de distances dans le système solaire Toutes les mesures de distances faites dans le système solaire sont fondées sur la connaissance des dimensions de la Terre. Ces dernières sont issues de mesures de tri-

8 CHAPITRE 1. MÉTHODES ET HISTOIRE RAPIDE DE L ASTRONOMIE angulation et surtout, à l heure actuelle, de satellites géodésiques (au millimètre près). La distance Terre-Lune est mesurée par laser à l aide des 4 réflecteurs laser déposés sur la Lune par les missions Apollo dans les années 70. La précision atteint quelques centimètres. Les distances de la Terre aux planètes sont données grâce à la Mécanique céleste (grossièrement : les lois de Képler). Les faisceaux radar envoyés sur les planètes permettent aussi de connaître leurs distances. Enfin, les sondes spatiales envoyées pour explorer le système solaire ont été suivies par radio jusqu à plusieurs dizaines d unités astronomiques. 1.2.3 mesure de la distance des étoiles la parallaxe On observe à 6 mois d intervalle une même étoile suffisamment proche. On voit alors cette étoile dans deux directions légèrement différentes. La mesure de ces directions permet de déterminer l angle de parallaxe de l étoile qui est défini comme l angle sous lequel, depuis cette étoile, on verrait le rayon de l orbite terrestre. L étoile la plus proche (α du Centaure) a un angle de parallaxe égal à 0 76. La parallaxe est à l origine d une nouvelle unité de distance le parsec (ou pc) qui représente la distance pour laquelle on voit le rayon de l orbite terrestre (1 ua) sous un angle de 1. On a donc : 1 parsec = 206 264, 8 ua. Par exemple, la distance de α du Centaure vaut 1 / 0, 76 = 1, 31 pc. Avec le satellite Hipparcos la précision atteinte sur les mesures de parallaxe est de l ordre de 0 002 ce qui correspond à 500 pc. Pour des distances plus grandes, on utilise des méthodes indirectes. la luminosité La magnitude apparente m d une étoile est définie par : m = 2, 5 log 10 (I/d 2 ) où I est l intensité lumineuse de l étoile et d sa distance à la Terre. Avec cette échelle logarithmique, on garde la classifications des anciens entre les étoiles de première grandeur, de deuxième grandeur, etc... Ainsi m = 0 pour l étoile la plus brillante de la constellation de la Lyre (Véga) qui a été prise pour référence et m = 5 est la limite des étoiles visibles à l œil nu. Avec les grands télescopes actuels, on peut atteindre une magnitude de l ordre +30. A l inverse, le Soleil a une magnitude apparente de 27.

1.2. LES DISTANCES DANS LE SYSTÈME SOLAIRE ET DANS L UNIVERS 9 La magnitude absolue est définie comme la magnitude apparente qu aurait une étoile si on l observait à une distance d 0 fixée arbitrairement à 10 pc, : M = 2, 5 log 10 (I/d 2 0). On a ainsi : M = m 5 log 10 d + 5 où d est en pc. Pour le Soleil, M vaut 4, 8. Pour les étoiles proches, celles pour lesquelles on a pu mesurer leur distance par leur parallaxe, on peut calculer M (puisque que l on mesure assez facilement m). Cela a permis de faire des études astrophysiques qui ont montré, entre autres, que M est fonction de la température de l étoile. Cette température peut être déterminée par analyse spectroscopique de la lumière reçue de l étoile. Cette loi, que l on visualise sur une figure appelée diagramme H-R (pour Hertzsprung et Russell qui l ont trouvée en 1910), peut bien sûr s extrapoler aux étoiles dont on ne connaît pas la distance (au delà de 500 pc). Avec la relation précédente entre m et M, on détermine la distance d de l étoile. D autres lois 1 permettent aussi de déterminer M et donc d. Ce sont toutes des méthodes indirectes de détermination de distances car elles sont basées au départ sur les mesures de parallaxe. Ces lois peuvent être des lois physiques ou des lois empiriques. Citons encore un exemple : les Céphéides sont des étoiles dont la luminosité varie intrinsèquement avec une période qui va de de 0,3 à 100 jours ; Leavitt en 1912 a trouvé la relation suivante entre la période P et la magnitude absolue M des Céphéides : M = a log P + b où a et b sont des constantes. Ces étoiles étant intrinsèquement très lumineuses, elles sont visibles jusqu à près de 20 Mégaparsec donc au delà même de notre galaxie. Ainsi, Leavitt estima la distance des Nuages de Magellan qui sont des galaxies satellites à la Voie Lactée (notre galaxie) à environ 100 000 pc. Enfin, pour les galaxies plus lointaines, il y a la loi de Hubble : V r = H D qui relie la vitesse radiale d éloignement des galaxies à leur distance. La vitesse radiale est 1 relation masse-luminosité, parallaxe dynamique, novae, supernovae et rotation des galaxies spirales

10 CHAPITRE 1. MÉTHODES ET HISTOIRE RAPIDE DE L ASTRONOMIE mesurée par l effet Doppler-Fizeau de la lumière c est à dire son décalage vers le rouge. Cette loi était empirique au moment de sa découverte par Hubble. Actuellement, on l explique par une expansion de l Univers lui-même modélisée par la théorie du Big-Bang qui s appuie sur la relativité générale. Cette loi permet d estimer les distances jusqu aux confins de l Univers. Malheureusement la valeur de H, appelée constante de Hubble, est mal connue (entre 50 et 100 km/s par Mpc). De plus, l interprétation de la loi de Hubble pour de très grandes distances n est pas claire : outre une précision de seulement 50% pour chaque distance ainsi déterminée, la valeur elle-même de la distance n a pas une grande fiabilité. 1.3 Histoire rapide de l Astronomie 1.3.1 période antique (-3000,-1000) Avec l aide de pyramides, temples ou autres alignements, on observe les positions apparentes de quelques astres seulement : Soleil, la Lune et quelques étoiles brillantes. Le temps est lié au mouvement de rotation de la Terre : le jour est divisé en 12h et la nuit est elle aussi divisée en 12h. Le mouvement de la Terre autour du Soleil est observé par l apparition des constellations durant la nuit (figure 1.1). 1.3.2 période géocentrique (-1000,1500) Durant cette période, l astronomie s est développée principalement autour de la Méditerranée : Grèce ancienne, Afrique du nord et le monde arabe. Thalès (-600) pense que la Terre est plate et qu elle flotte sur l eau sous la sphère céleste. Pour Pythagore (-530) et Aristote (-355), la Terre est sphérique et tourne autour d un feu. La Terre est entourée de 10 sphères concentriques en cristal (pureté?). Ces sphères portent les planètes et les étoiles. Le ciel étant supposé en harmonie, une analogie est faite entre la répartition de ces sphères et la musique ( harmonie des sphères ). Vers la même époque, Eratostène (-250) et Aristarque de Samos (-280) font les premières estimations de distances. Le premier détermine le rayon terrestre, le deuxième les distances Terre-Lune et Terre-Soleil grâce, d une part, à l observation des phases et des éclipses de la Lune et, d autre part, à un modèle héliocentrique du système solaire (voir exercice en 1.1).

1.3. HISTOIRE RAPIDE DE L ASTRONOMIE 11 Cancer Gémeaux Taureau Bélier Lion Poissons γ (point ) Verseau Vierge Equinoxe de Printemps Balance Capricorne Scorpion Sagittaire FIG. 1.1 Mouvement de la Terre autour du Soleil et mouvement apparent du Soleil à travers les constellations. Hipparque (-150) a classé 800 étoiles en 6 grandeurs (appelées ensuite magnitudes apparentes). C est le premier catalogue d étoiles. Il a découvert la précession des équinoxes, c est à dire le fait que la position du Soleil à l équinoxe de printemps (point γ, voir fig. 1.1) dérive lentement de 50 par an dans le ciel dans le sens rétrograde (voir sect. 4.4). Ainsi, le point γ était plus dans la constellation du Bélier en -1000 ; il est actuellement dans la constellation du Poisson. Ptolémée (+150) rassemble les connaissances de l époque dans l Almageste et décrit les mouvements (géocentriques) des planètes. Cette description sera utilisée pendant 1300 ans. Exercice : mouvement plan et circulaire de la Terre et d une planète autour du Soleil : visions géocentrique et héliocentrique. Al-Battâni (900) mesure précisément la durée de l année ainsi que l excentricité de l orbite du Soleil autour de la Terre. Ensuite l europe entre dans l âge noir de l astronomie. Il n y a que dans le monde arabe que l astronomie fleurit encore. 2 L Almageste est traduit en arabe vers 820. Les mesures des phénomènes astronomiques sont plus précises et collectées en quantité plus 2 Nous n avons pas considéré ici d autres civilisations comme la civilisation chinoise, plus lointaines de la nôtre.

12 CHAPITRE 1. MÉTHODES ET HISTOIRE RAPIDE DE L ASTRONOMIE importantes. Ces observations seront très utiles ensuite en europe. D ailleurs, de nombreux termes astronomiques provenant de l arabe sont toujours en usage. Outre le mot Almageste déjà vu, il y a aussi zénith, nadir, almanac, Algol, Aldébaran, Altaïr, Bételgeuse,... et enfin Algèbre. Les arabes introduisent en effet le système décimal (1,2,3,...), le signe 0 pour zéro et la trigonométrie sphérique (voir Chap. 2). Malheureusement, ils n ont pas, en astronomie, développé de nouveaux modèles, se contentant d utiliser ceux issus de la Grèce ancienne. 1.3.3 période héliocentrique (1500,1780) Copernic (1543) propose un modèle héliocentrique pour décrire le mouvement du Soleil et des planètes (voir ex. 1.3.2). Des progrès en mathématiques sont réalisés : algèbre, table de sinus de 10 en 10 et le logarithme (Neper, 1614). Tycho Brahé (1575) observe, à l oeil nu, les planètes et notamment Mars. Il mesure la parallaxe des comètes montrant ainsi que ce sont des phénomènes célestes. Ces observations atteignent la précision de 1. Logiquement, il garde une vision géocentrique du système solaire car sinon, dit-il, il devrait observer le phénomène de la parallaxe annuelle (sect. 1.2.3). Képler (1600) qui était l élève de Tycho Brahé, grâce aux observations de celui-ci, publie ses trois lois (voir Chap. 3). La première dit que la Terre et les planètes décrivent chacune une ellipse dont le Soleil est l un des deux foyers. La deuxième, appelée aussi loi des aires, dit que la surface balayée par le rayon vecteur est proportionnelle au temps (ou de manière équivalente, que la vitesse aréolaire est constante). La troisième relie le demigrand axe a de l orbite de la planète avec sa période T de révolution : a 3 /T 2 =Cste. Ces lois sont purement descriptives. Cela signifie qu elles sont empiriques, Képler les ayant déduites des observations seules. Elles ont été démontrées plus tard par Newton dans le cadre de sa théorie de la gravitation universelle et avec le principe d inertie de Galilée. Exercice : En supposant les mouvements de la Terre, S, et de Mars, M, coplanaires, circulaires, uniformes et centrés sur le Soleil, S, chercher une relation entre le rapport des rayons et l angle S et M vu de T (angle θ = ST M) lorsque la longitude (géocentrique) est stationnaire (points St). Gallilée (1620) jette les bases de la mécanique en énonçant le principe d inertie : un corps ne se met pas spontanément en mouvement, ou encore, dans un système isolé le mouve-

1.3. HISTOIRE RAPIDE DE L ASTRONOMIE 13 T S T J J FIG. 1.2 Mesure de la vitesse de la lumière ment d une particule est rectiligne et uniforme. Il manque, pour vraiment développer cette discipline, la définition des forces qui est sous-entendue par ce principe et notamment celle de la gravitation universelle. C est Galilée qui a eu l idée de pointer la lunette vers le ciel mettant ainsi en évidence le relief lunaire et les taches solaires. Ces deux observations mettent à mal l idée, qui a dominé longtemps, d un ciel qui serait le domaine de la perfection. C est donc un pas vers l idée que les lois physiques doivent être universelles. De plus, sa lunette lui a permis de découvrir quatre petits corps qui tournent autour de Jupiter. Ces corps sont appelés depuis les quatre satellites galiléens de Jupiter. Cette découverte renforce la vision de Copernic en montrant qu il existe des corps qui ne tournent pas autour de la Terre. En 1667, l Observatoire de Paris est fondé. C est le plus ancien observatoire encore en activité. C est là que Cassini et Picard détermineront précisément le rayon de la Terre. Römer y détermine la vitesse c de la lumière en observant les occultations des satellites galiléens par Jupiter : si la lumière était instantanée (ie : si c était ), les occultations de Io par Jupiter s observeraient depuis la Terre à intervalles de temps réguliers. Or Römer observe un décalage qui dépend de la position de la Terre par rapport au Soleil (et donc par rapport à Jupiter). Entre les deux positions extrêmes de la figure 1.2, ce décalage est de 998 s. Or 998 T T, donc c = 2 ua/s, soit environ 300 000 km/s. c 998 L Observatoire de Greenwich a été fondé en 1676 par Flamsted dans le but de déterminer les longitudes terrestres à usages dans la marine. C est là que, en 1682, Halley calcule, à l aide des lois de Képler, les éléments de l orbite de la comète qui porte son nom. Il

14 CHAPITRE 1. MÉTHODES ET HISTOIRE RAPIDE DE L ASTRONOMIE prédira ainsi son retour en 1759. Newton (1687) apporte une pierre fondamentale à l astronomie et plus généralement à la science en posant les principes d inertie et d action-réaction, en introduisant la notion d accélération et donc de force. Il découvre avec Leibnitz le calcul infinitésimal. Ainsi, avec ces principes, ces outils mathématiques et bien sûr sa fameuse loi de la gravitation universelle, il démontre les lois de Képler. Il va même plus loin, puisqu il calcule quelques perturbations à ce mouvement képlérien notamment dans les mouvements de la Lune et de Jupiter. En effet, le mouvement de la Lune et des planètes n est pas exactement régi par le problème des deux corps dont sont issues les lois de Képler, mais aussi par toutes les interactions mutuelles entre tous les corps composant le système. Il faut encore noter que Newton a décomposé la lumière blanche en un spectre de couleurs. Il a aussi construit le premier télescope. Maupertuis (1736) avec Bouguer et La Condamine (1740) ont organisé ou participé à des expéditions qui ont permis de calculer l aplatissement de la Terre aux pôles. Laplace (1796) publie son fameux traité de Mécanique Céleste. Il discute de la stabilité du système solaire : en limitant les calculs à l ordre 2 des masses des planètes (qui sont des petites quantités comparées à la masse du Soleil), il montre que les demi-grands axes des orbites des planètes n ont que de petites variations périodiques. Avec Lagrange (1780), ils précisent ce résultat de stabilité. D ailleurs Lagrange avec Clairaut (1760) développent la mécanique céleste dont le problème des trois corps. Notons enfin que l étude de la stabilité du système solaire a été reprise récemment par Laskar (1990). Il a trouvé que le système solaire est stable au sens où les planètes ne peuvent entrer en collision pour des durées de l ordre de la durée de vie du Soleil (10 milliards d années). Mais les planètes Mercure, Vénus, la Terre et Mars sont quand même affectées par des comportements chaotiques qui empêchent de prédire leurs positions au delà de quelques millions d années. 1.3.4 la Galaxie (1780,1920) La structure de la Galaxie a pu être comprise grâce à une meilleure connaissance des distances stellaires et donc d échapper à la seule notion de sphère céleste. Bessel (1838) et Struve (1840) ont mesuré les premières parallaxes terrestres. Ces mesures sont des mesures directes de distances (sect. 1.2.3). Les mesures indirectes de distances basées sur la luminosité intrinsèque des étoiles ont été possibles grâce aux développements de l astrophysique : le spectre visible de l hydrogène (Balmer 1885), la théorie d atmosphère stellaire (Schwarzschild 1890), la loi de rayonnement des corps noirs (Planck 1906) et le

1.3. HISTOIRE RAPIDE DE L ASTRONOMIE 15 diagramme H-R (Hertzsprung et Russell 1910) qui relie température et la luminosité. Cette période est aussi la période où de grands catalogues d étoiles sont établis. Citons : 1888 NGC ( New General Catalogue, 12 000 nébuleuses 1890-1924 HD (225 000) étoiles, puis plus tard : 1940 FK3 (Fundamental Katalog, 33 342 étoiles avec parallaxes, mouvements propres et températures) Avec ces catalogues, il apparaît clairement que les constellations ne sont que des groupements apparents d étoiles. On passe d un modèle de galaxies où le Soleil est au centre, à un modèle où le Soleil est à 30 000 al du centre galactique. Après la découverte de bras spiraux dans notre galaxie, Lindblad (1920) explique leur présence par la notion d ondes de densité. 1.3.5 les autres galaxies (après 1920) La construction de nouveaux télescopes (Mont Wilson, 2,5m ; Mont Palomar, 5m) a permis d observer plus de nébuleuses. Ces observations, associées à la théorie, permettent de comprendre leur structure. On a vu (sect. 1.2.3) que Leavitt a établi une relation entre la luminosité intrinsèque et la période des étoiles variables céphéïdes. Hubble (1923) découvre une céphéïde dans la nébuleuse d Andromède et évalue ainsi sa distance à environ un million d années lumière : Andromède est donc un objet extragalactique, c est même une autre galaxie semblable à la notre. Un peu plus tard, en 1929, il découvre que le décalage spectral vers le rouge des galaxies est proportionnel à leur distance. Cette loi s interprète comme une expansion de l Univers. Elle permet aussi d avoir une nouvelle méthode de mesure (indirecte) de distances. Einstein (1905) publie sa théorie de la relativité restreinte : l espace de la mécanique est encore un espace euclidien mais sa métrique tient compte de l invariance de la vitesse de la lumière en associant le temps aux coordonnées spatiales dans un espace à quatre dimensions : l espace-temps. En 1915, il publie la relativité générale. Cette fois il n existe plus de repère galiléen ; tous les repères, même en accélération par rapport à un autre, sont équivalents. La topologie de l espace n est alors plus euclidienne et dépend de la présence de masses en son sein. La gravitation universelle n est plus une force en tant que telle mais

16 CHAPITRE 1. MÉTHODES ET HISTOIRE RAPIDE DE L ASTRONOMIE issue du principe d inertie : les trajectoires suivent les géodésiques 3 de l espace-temps qui est déformé par la présence des masses. Cette théorie est à la base du modèle actuel d Univers avec lequel Gamov (1948) a prédit l existence du rayonnement fossile du Big-Bang. Ce rayonnement a été observé en 1976 par Penzias et Wilson. Ce modèle donne une explication à l expansion de l Univers observée par Hubble. 1.3.6 conclusion On a vu dans ce chapitre la manière dont sont évaluées les distances et aussi un survol de l histoire de l astronomie. On s est ainsi rendu compte que la structure de l Univers est faite de structures imbriquées : rotation de la Terre qui explique les mouvements diurnes des astres révolution de la Terre autour du Soleil puis le système solaire la galaxie l Univers 3 Les géodésiques sont les courbes qui minimisent la distance d un point à un autre. Les géodésiques d un espace euclidien sont les droites, celles de la sphère sont les grands cercles (voir 2.1 du chapitre 2).

Chapitre 2 Coordonnées sur la sphère céleste 2.1 Trigonométrie sphérique Soit une sphère dont le rayon est fixé arbitrairement à 1 et appelons O le centre de cette sphère 1. L intersection de tout plan passant par O avec cette sphère est un grand cercle. Ces courbes sont les géodésiques de la sphère (voir 1.3.5). Un triangle sphérique est la figure formée par trois arcs de grand cercle reliant 2 à 2, trois points distincts A, B, et C. c A b a c A b B C a B C On définit les cotés par : a = ( OB, OC) b = ( OC, OA) c = ( OA, OB) plane. 1 En trigonométrie sphérique, cette sphère joue un rôle similaire au cercle de rayon 1 en trigonométrie 17

18 CHAPITRE 2. COORDONNÉES SUR LA SPHÈRE CÉLESTE et les angles par : A = angles des plans OAB et OAC B = angles des plans OBC et OAB C = angles des plans OAC et OBC Pour simplifier l exposé, on suppose que a, b, c, A, B et C sont différents de 0 et de π. Ce qui signifie que les points A, B et C ne sont pas sur un même grand cercle. Pour trois points A, B et C donnés, il y a 2 2 2 triangles sphériques possibles. Mais il n y en a qu un pour lequel tous les cotés sont compris entre 0 et π, c est le triangle sphérique simple. La donnée de 3 nombres (par exemple A, b et c) suffit à déterminer un triangle sphérique. Etablissons les relations de Gauss qui permettent de résoudre un triangle sphérique. Rapportons l espace affine euclidien au repère orthonormé direct (Oijk). Sans nuire à la généralité du problème, on peut choisir ce repère de telle manière que OA = k et que B soit dans le plan (Oik). On a alors (fig. 2.1) : OA = (0 0 1) OB = (sin c 0 cos c) OC = (sin b cos A sin b sin A cos b) Considérons maintenant un autre repère (Oi j k ) orthonormé direct tel que OB = i. Le point A est alors dans le plan (Oi k ). Ce nouveau repère se déduit du précédent x par la rotation d axe (Oj) et d angle c π. Si 2 y sont les coordonnées d un point z dans le premier repère, alors les coordonnées de ce point dans le nouveau repère sont x cos(c π ) 0 sin(c π) x 2 2 y = 0 1 0 y. Déterminons alors les coordonnées de C dans le repère (Oi j k ) de deux manières différentes z + sin(c π) 0 cos(c π) z 2 2 : 1. par la lecture directe dans ce repère (fig. 2.1) : C cos a sin a sin B sin a cos B

2.1. TRIGONOMÉTRIE SPHÉRIQUE 19 k k A b c a C A B A j B C j B a i i FIG. 2.1 Coordonnées des trois points d un triangle sphérique dans deux repères différents afin d établir les relations de Gauss. 2. en utilisant la matrice de passage : sin c 0 cos c 0 1 0 cos c 0 sin c sin b cos A sin b sin A cos b = sin b sin c cos A + cos b cos c sin b sin A cos c sin b cos A + cos b sin c On obtient ainsi les relations de Gauss : cos a = cos b cos c + sin b sin c cos A sin a sin B = sin b sin A sin a cos B = cos b sin c sin b cos c cos A (2.1), et des relations équivalentes par permutations circulaires. On peut montrer que la surface d un triangle sphérique est S = A + B + C π (2.2) (par exemple : si A = B = C = π, on a S = π qui correspond bien à 1/8 de la sphère). 2 2

20 CHAPITRE 2. COORDONNÉES SUR LA SPHÈRE CÉLESTE remarque sur les triangles plans : Dans un triangle plan on a A + B + C = π c est à dire, si on l identifie à un triangle sphérique, S = 0. Ainsi un triangle plan peut s identifier à un triangle sphérique sur une sphère de rayon, ou à un triangle sphérique dont a, b et c sont des infiniment petits. Par exemple, la première des relations de Gauss s écrit : 1 a2 2 (1 b2 2 c2 )(1 ) + bc cos A 2 qui devient, en ne gardant que le terme principal : a 2 = b 2 + c 2 2bc cos A De la même manière, la deuxième relation devient : a sin A = b sin B 2.2 Système de coordonnées sur la sphère La notion de sphère céleste est issue du fait que, à un lieu donné et à une date donnée, l observateur n a pas accès à la distance entre lui et l objet céleste (voir 1.2.3 du chapitre 1). Ainsi, cet observateur peut très bien considérer que tous ces objets sont à une distance arbitraire. Il peut aussi considérer qu ils sont à une même distance (arbitraire elle aussi). De manière équivalente, on peut dire que l observateur n appréhende que les directions issues de sa position. Or l ensemble de ces directions s identifie à une sphère centrée sur ce point. Sur la sphère céleste, on distingue la sphère locale et la sphère des fixes. La sphère locale est liée au lieu géographique de l observateur. Cela signifie que son horizon est physiquement un grand cercle de cette sphère. La sphère des fixes est liée à la figure indéformable constituée par les images des étoiles sur la sphère céleste. Ces deux sphères se superposent et l un des buts de l astrométrie est de décrire le mouvement de l une par rapport à l autre. Sur une sphère, un système de coordonnées est un jeu de deux nombres qui positionnent tout les points de la sphère. Il est naturel de les prendre parmi les coordonnées sphériques λ et ϕ (définies au travers des coordonnées cartésiennes par x = r cos λ cos ϕ,

2.3. COORDONNÉES LOCALES 21 y = r sin λ cos ϕ et z = r sin ϕ). Il faut donc se définir un grand cercle orienté (ou, de manière équivalente, un point qu on pourra nommer pôle) et une origine sur ce grand cercle. Par exemple sur la Terre, le grand cercle origine est l équateur et l origine sur ce grand cercle est définie par le méridien (ou demi-grand cercle) origine passant par Greenwich 2. L orientation de l équateur terrestre est donnée par la convention que les longitudes sont comptées positivement vers l est 3. 2.3 Coordonnées locales Elles correspondent au repère naturel que nous utilisons dans la vie courante : l horizon est un grand cercle et nous sommes au centre O de la sphère. On prend donc ce grand cercle comme grand cercle origine. Le pôle correspondant est appelé Zénith (Z). La direction origine est celle où culmine le Soleil, c est à dire la direction du Soleil à Midi (Sud). On peut dire aussi plus simplement que c est la direction où culminent les étoiles dans leur mouvement diurne (voir plus loin). Une étoile est repérée par : Z * - l azimut A : angle sphérique SZ dans le sens rétrograde - la hauteur h : coté K où K est l intersection du demi grand cercle Z avec l horizon O h K A S On a : 0 A 360 90 h +90 2 En France, le méridien de Paris a tenu lieu de méridien origine jusqu en 1884, date à laquelle la conférence de l Union Astronomique Internationale (U.A.I.) à Washington choisit le méridien de Greenwich comme méridien origine. Pour que les délégués adoptent ce méridien, et non celui de Paris, le délégué britannique déclara qu il était officiellement autorisé à annoncer que son gouvernement avait accepté d adhérer à la convention métrique... 3 En fait à cette même conférence de Washington, les délégués ont retenu de compter les longitudes vers l est et vers l ouest à partir d un méridien central. Dans ce cours, on préfère compter la longitude terrestre positivement suivant une seule direction, comme le recommandent actuellement les commissions de l U.A.I.

22 CHAPITRE 2. COORDONNÉES SUR LA SPHÈRE CÉLESTE FIG. 2.2 Traînées des étoiles autour du pôle nord céleste. Photographie obtenue avec une pose d environ 6 heures. 2.4 Mouvement diurne et coordonnées horaires Le mouvement diurne s observe par le mouvement apparent des étoiles (le Soleil, la Lune et les planètes ont un mouvement de nature différente et plus compliqué) : les étoiles décrivent des arcs de cercle, centrés sur un point particulier de la sphère céleste (fig. 2.2). Ce point est appelé pôle céleste nord et noté P. On construit à partir de ce point un nouveau système de coordonnées. Le grand cercle origine est celui correspondant au pôle P. Il est appelé équateur céleste. Le demi grand cercle origine est celui passant par le zénith. Une étoile est repérée par :

2.4. MOUVEMENT DIURNE ET COORDONNÉES HORAIRES 23 P * Z - l angle horaire H : angle sphérique ZP dans le sens rétrograde - la déclinaison δ : = 90 P δ H On a : 0 h H 24 h 90 δ +90 P Interprétation du mouvement diurne et hauteur du pôle sur l horizon Le mouvement diurne s interprète comme étant issu du mouvement de rotation de la Terre sur elle-même. Ce mouvement peut être considéré comme uniforme en une bonne première approximation. P Z ϕ - la hauteur du pôle sur l horizon est la latitude du lieu. - P, Z et S sont sur un même grand cercle, c est à dire, le Sud est le point sur l horizon et sur le demi grand cercle P Z. Equateur terrestre ϕ horizon

24 CHAPITRE 2. COORDONNÉES SUR LA SPHÈRE CÉLESTE P Z M π/2 ϕ Z A N ϕ E W h δ A H S P H π/2 δ π/2 h M FIG. 2.3 Liens entre les coordonnées locales et les coordonnées horaires Soit un lieu de latitude ϕ avec ϕ > 0 et une étoile de déclinaison δ ; - si ( π ϕ) < δ alors l étoile est toujours 2 visible. On dit qu elle est circumpolaire. - si δ < ( π ϕ) alors l étoile est toujours 2 invisible ϕ N P Z E W équateur δ S 2.5 Changement de coordonnées La figure (2.3) fait apparaître un triangle sphérique dans lequel, on peut appliquer les formules de Gauss (2.1) : cos( π 2 h) = cos(π 2 δ) cos(π 2 ϕ) + sin(π 2 δ) sin(π 2 ϕ) cos H sin( π 2 h) sin(π A) = sin(π 2 δ) sin H sin( π 2 h) cos(π A) = cos(π 2 δ) sin(π 2 ϕ) sin(π 2 δ) cos(π ϕ) cos H 2

2.6. COORDONNÉES ÉQUATORIALES ET TEMPS SIDÉRAL LOCAL 25 soit : sin h = sin ϕ sin δ + cos ϕ cos δ cos H cos h sin A = cos δ sin H cos h cos A = sin δ cos ϕ + cos δ sin ϕ cos H (2.3) De la même manière, on peut établir les formules inverses : sin δ = sin h sin ϕ cos h cos ϕ cos A cos δ sin H = cos h sin A cos δ cos H = sin h cos ϕ + cos h sin ϕ cos A (2.4) 2.6 Coordonnées équatoriales et temps sidéral local On a vu que la sphère des fixes est animée d un mouvement de rotation uniforme par rapport à la sphère céleste locale. Si on définit un système de coordonnées sur la sphère des fixes, les étoiles auront des coordonnées constantes dans ce système. - Le pôle est le même que pour le repère horaire (ce point est fixe dans les deux repères). Le grand cercle origine est donc aussi l équateur. - L origine sur l équateur est le point γ. Ce point est a priori arbitraire. On verra dans le chapitre suivant (chap. 4) comment il est défini. Pour l instant, il suffit de dire qu il est proche de la constellation des Poissons. Les coordonnées équatoriales sont : - l ascension droite α : angle γp dans le sens direct - la déclinaison δ : (la même que pour les coordonnées horaires) Le mouvement de la sphère des fixes par rapport à la sphère locale permet de définir une échelle de temps : le temps sidéral local. Il est noté θ et c est l angle horaire du point γ.

26 CHAPITRE 2. COORDONNÉES SUR LA SPHÈRE CÉLESTE P Z * Quelque soit l étoile considérée et à chaque instant, on a : δ H = θ α (2.5) γ α θ H Le mouvement diurne étant issu de la rotation de la Terre sur elle même, on peut relier les temps sidéraux de deux lieux différents. Soit deux lieux A et B sur la Terre, la différence entre leur heure sidérale est égale à la différence de leur longitude terrestre L. Si on compte positivement les longitudes à l est, on a : L A L B = θ A θ B (2.6) Le jour sidéral est la durée qui s écoule entre deux passages au Sud du point γ.

Chapitre 3 Le problème des deux corps 3.1 Formulation On se donne un repère galiléen défini par le repère orthonormé suivant : R O = (Oxyz). x 1 x 2 Soient deux points M 1 = y 1 et M 2 = y 2 de masses respectives m 1 et m 2. Ces z 1 z 2 deux particules matérielles s attirent selon la loi de Newton : d m 2 OM 1 1 = K m 1m 2 M 2 M 1 dt 2 r 2 r d m 2 OM 2 2 = K m 1m 2 M 1 M 2 dt 2 r 2 r (3.1) où r = M 1 M 2 est la distance mutuelle et K la constante de gravitation universelle. (3.1) est un système différentiel d ordre 2 avec 6 degrés de liberté. La résolution de ce problème d ordre 12 nécessite donc d introduire 12 constantes d intégration arbitraires. En ajoutant les deux équations de (3.1), on obtient d2 (m 1 OM 1 +m 2 OM 2 ) = 0. En dt 2 introduisant le point G centre de gravité de M 1 et M 2 et si m 1 + m 2 0, cette dernière expression devient d2 OG = 0. Le mouvement de G est donc rectiligne et uniforme. Sur dt 2 les 12 constantes arbitraires, 6 définissent ce mouvement (3 pour la position initiale de G, et 3 sa vitesse). Le point O du repère : R O = (Oxyz) peut ainsi être pris en G. En utilisant M 2 M 1 = 27

28 CHAPITRE 3. LE PROBLÈME DES DEUX CORPS m 1 +m 2 m 2 GM 1 et M 1 M 2 = m 1+m 2 GM 2, on a : m 1 d 2 GM 1 = K m3 dt 2 2 GM 1 (m 1 +m 2 ) 2 (GM 1 ) 3 (3.2) d 2 GM 2 = K m3 dt 2 1 GM 2 (m 1 +m 2 ) 2 (GM 2 ) 3 Pour pouvoir écrire la première équation, on a simplifié les deux membres de l égalité par m 1. Cela signifie que m 1 doit être non nulle. De la même manière m 2 doit être elle aussi non nulle. remarque : Il n est nécessaire de résoudre que l une ou l autre des deux équations car, par exemple, le mouvement de M 2 se déduit de celui de M 1 par GM 2 = m 1 m 2 GM 1. Le point G n est pas un point physique dans le sens où il ne s observe pas mais se calcule. C est le mouvement relatif de M 1 autour de M 2 qui est observé : En soustrayant les deux équations de (3.1), toujours après avoir simplifié les deux membres de l égalité par m 1 ou m 2, on obtient : d 2 M 2 M 1 M 2 M 1 = K(m dt 2 1 + m 2 ) (3.3) (M 2 M 1 ) 3 le problème képlérien : (3.2) et (3.3) peuvent s écrire : d 2 r dt 2 = µ r r 3 (3.4) où r = OM et µ > 0. C est le problème de Képler.

3.2. INVARIANCE DU MOMENT CINÉTIQUE ET DE L ÉNERGIE 29 3.2 Invariance du moment cinétique et de l énergie Plan de l orbite et loi des aires Par l équation (3.4), on a la relation suivante qui est vraie pour toute force centrale : r d 2 r = 0, que l on peut encore écrire d ( r d r ) = 0, c est à dire : dt 2 dt dt r d r dt = G (Cste) invariance du moment cinétique (3.5) Les vecteurs r et d r dt seront donc toujours orthogonaux à G. Ce qui signifie que, si G 0, le mouvement se fait dans le plan passant par le point O et orthogonal à G. De plus, si on note ds l élément d aire parcouru par le rayon vecteur r pendant l élément de temps dt, O r > ds M > dr on a Gdt = 2dS puisque r dr = Gdt. Ce qui donne la loi des aires : ds dt = G/2 (=Cste). Ainsi, l orientation de G indique le plan du mouvement et son module donne la loi des aires. Si G= 0, le mouvement est rectiligne et porté par la direction commune de r et d r dt. Energie d une orbite En remarquant que r ( µ ) = µ r, où r r 3 correspond à l opérateur Grad qui est un r opérateur de dérivation, et en multipliant l expression (3.4) par d r, on obtient : dt ou encore d r. r d2 d r. dt dt 2 dt r ( µ ) = 0 r d r. d r ) d ( µ ) = 0 dt dt dt r d dt ( 1 2 En notant v la vitesse (ie : v = 1 2 v2 µ = h (cste) r d r. d r ), on a d ( 1 dt dt dt 2 v2 µ ) = 0. Soit : r intégrale de l énergie (3.6)

30 CHAPITRE 3. LE PROBLÈME DES DEUX CORPS Si h est négatif alors r est borné et le corps ne peut s éloigner à l infini. Inversement, si on suppose que le corps peut s éloigner à l infini (c est à dire si r, et dans ce cas h doit être positif) alors 2h représente la vitesse à l infini. 3.3 Résolution dans le plan de l orbite Dans le plan du mouvement, on repère M par ses coordonnées polaires (r, θ). L intégrale des aires est : d où : r d r dt On a aussi besoin de l intégrale de l énergie : = r ( d r dθ.dθ dt ) = G r 2 dθ dt = G (3.7) h = 1 2 v2 µ r Puisque r r = 1, r θ = r et que r r r θ, on peut écrire : v 2 = d r dt.d r dt = ( r r dr dt + r θ dθ dt )2 = ( dr dt )2 + r 2 ( dθ dt )2 éliminons dt par (3.7), c est à dire dt = r2 G dθ : v 2 = G 2 [ 1 r 4 (dr dθ )2 + 1 r 2 ] En posant u = 1 (et donc du = r u2 dr), on obtient : ] v 2 = G [u 2 4 du ( u 2 dθ )2 + u 2 On en déduit la première formule de Binet : ( v 2 = G 2 u 2 + ( du ) dθ )2 (3.8)

3.4. LES MOUVEMENTS ELLIPTIQUES, PARABOLIQUES ET HYPERBOLIQUES31 En substituant cette expression dans h, on a : G 2 2 ( u 2 + ( du ) dθ )2 On dérive cette expression par rapport à θ : G 2 ( u du dθ + du dθ, ce qui donne la deuxième formule de Binet : µu = h d 2 ) u µ du dθ 2 dθ = 0 d 2 u dθ 2 + u = µ G 2 (3.9) C est une équation différentielle linéaire du second ordre à coefficients constants avec second membre. Les solutions peuvent s écrire : u = µ G 2 + λ cos(θ α), soit encore r = 1 µ G 2 + λ cos(θ α) λ et α étant des constantes réelles arbitraires. En posant p = G 2 /µ et e = λg 2 /µ, on a : r = p 1 + e cos(θ α) (3.10) Remarque : α représentante la direction du péricentre. 3.4 Les mouvements elliptiques, paraboliques et hyperboliques En coordonnées polaires dans un repère (O u 0 v0 ) où (O u 0 ) est la direction du péricentre on a la formule : r = W est appelée anomalie vraie. On a bien évidemment : p 1 + e cos W avec p = G2 /µ (3.11) 1 e 1 + e cos W 1 + e

32 CHAPITRE 3. LE PROBLÈME DES DEUX CORPS M r W C O Ou ae 2a FIG. 3.1 Ellipse du mouvement képlérien Il faut donc discuter suivant la nature de la conique. Si e < 1, la trajectoire est une ellipse (si e = 0, c est un cercle et (O u 0 ) est choisi arbitrairement) et : r m = p 1 + e r r M = p 1 e Ainsi r m est atteint pour W = 0, et r M pour W = π. Si on note 2a la distance entre le péricentre et l apocentre, 2a = r m + r M (a est appelé le demi-grand axe) et on a p = a(1 e 2 ) r m = a(1 e) (3.12) r M = a(1 + e) Si e > 1, la trajectoire est une hyperbole et on a : 0 1 + e cos W 1 + e et donc : p 1 + e r ( + ) La limite correspond à 1 + e cos W = 0, c est à dire quand W tend vers l angle W = + arccos( 1/e) ou vers l angle W. On utilisera plutôt l angle δ, appelé angle de dévia-

3.4. LES MOUVEMENTS ELLIPTIQUES, PARABOLIQUES ET HYPERBOLIQUES33 M δ r W W C O 2a O Ou ae FIG. 3.2 Hyperbole du mouvement képlérien tion puisqu il correspond à la déviation angulaire d un corps qui a mouvement (presque) rectiligne et uniforme et qui retourne, après avoir interagit avec un autre corps, sur un autre mouvement (presque) rectiligne et uniforme. δ est lié à W par δ = π 2(π W ), soit : δ = 2W π (3.13) La branche de l hyperbole en pointillés serait la courbe parcourue par M si p était négatif, c est à dire si µ < 0 (répulsion). On peut encore noter 2a la distance entre le péricentre et l apocentre (ici le symétrique du péricentre par rapport à C), d où 2a = p 1 e p 1 + e = p(1 + e) + p(1 e) e 2 1 soit encore : p = a(e 2 1) (3.14) r m = a(e 1) Si e = 1, la trajectoire est une parabole on a p r ( + ). On ne peut définir dans 2 ce cas de demi-grand axe. La parabole est un cas limite entre l ellipse et l hyperbole. On peut se la représenter mentalement comme une ellipse dont le deuxième foyer (et donc l apocentre ou même le centre C) est rejeté à l infini 1. 1 Réciproquement, on peut aussi imaginer une hyperbole limite même si c est plus difficile. Le

34 CHAPITRE 3. LE PROBLÈME DES DEUX CORPS M r W O Ou p/2 FIG. 3.3 Parabole du mouvement képlérien On a vu que h = (e 2 1)µ/p, d où : h = µ pour le cas elliptique 2a h = 0 pour le cas parabolique h = + µ pour le cas hyperbolique 2a (3.15) C est donc le signe de h qui caractérise la nature de la conique et h caractérise sa taille. Cette formule (3.15) est importante car avec l intégrale de l énergie (3.6), elles permettent de résoudre très facilement quelques petits problèmes comme ceux liés aux calculs de la vitesse de libération, la vitesse circulaire. Exercice : vitesse de libération, vitesse de satellisation, nuage de Oort,... On a ainsi vu 5 constantes arbitraires (pour G 0 ) : direction de G (2 angles) G (3) a (1) h (1) ou e (1) direction de(ou 0 ) (1) direction de(ou 0 ) (1) La sixième constante arbitraire est issue du mouvement sur la trajectoire que nous allons voir dans la section suivante. deuxième foyer est rejeté à l infini et donc aussi la deuxième branche. W tend vers π mais le centre C étant rejeté à l infini, cela donne une branche parabolique de direction asymptotique (Ou 0 ).

3.5. MOUVEMENT SUR LA TRAJECTOIRE (CAS ELLIPTIQUE) 35 3.5 Mouvement sur la trajectoire (cas elliptique) La trajectoire est définie par : r = a(1 e2 ) 1 + e cos W avec e < 1, et le mouvement sur la trajectoire est donné par la loi des aires : r 2 dw = Gdt où G 2 = µp = a(1 e 2 )µ En définissant t p comme étant l instant de passage au péricentre (ie : en t = t p, W = 0), on obtient : soit encore : Calculons I. Pour ramener l expression à celle d une fraction rationnelle, on doit poser : I = W 0 W 0 r 2 dw = G(t t p ) dw (1 + e cos W ) 2 = [ a(1 e 2 ) ] 3/2 µ (t tp ) On obtient donc 2 : X = tan W 2, d où dw dx = 2 1 X2 et cos W = 1 + X2 1 + X 2 I = X 0 2(1 + X 2 )dx [(1 + X 2 ) + e(1 X 2 )] 2 Pour intégrer une fraction rationnelle, il est souvent judicieux de la décomposer en éléments simples. Celle-ci est déjà un élément simple car l expression dans le crochet (1 e)x 2 + (1 + e) est non nul. On pose donc Y 2 = 1 e 1 + e X2 afin que le crochet devienne (1 + e)(1 + Y 2 ) Puisque Y dy = 1 e 1 + e XdX et 1 + X 2 = 1 + 1 + e 1 e Y 2 2 Mathématiquement la notation X f(x)dx n a pas de sens. Il faudrait utiliser une autre notation pour 0 le X de l une des deux bornes de l intégrale ce qui alourdirait beaucoup les notations.

36 CHAPITRE 3. LE PROBLÈME DES DEUX CORPS, on a : I = = Y 2 [(1 e) + (1 + e)y 2 ] 0 (1 e)(1 + e) 2 (1 + Y 2 ) 2 [ 2 Y (1 e) 3/2 (1 + e) 3/2 0 1 e 1 + e 1 + e 1 e dy dy Y 1 + Y e 2 0 1 Y 2 (1 + Y 2 ) 2 dy ] Il suffit de poser Y = tan E 2 pour avoir simplement : I = [ 1 E ] E de e cos EdE (1 e 2 ) 3/2 0 0 On a ainsi : a 3/2 µ(t t p ) = E e sin E Il est commode de poser n = a 3/2 µ et M = n(t t p ) M est un angle et n une vitesse angulaire appelée moyen mouvement. En un instant t+ 2π n, M augmente de 2π. Or M = E e sin E, donc E augment de 2π. Et puisque tan W = 2 1+e tan E, W augmente aussi de 2π. On en déduit que r est périodique de W, E et M 1 e 2 de période 2π. De plus W, E et M s annulent en même temps en t = t p. Le mouvement est périodique de période T = 2π n En résumé : et on a la troisième loi de Képler : n 2 a 3 = µ ou a3 T 2 = µ 4π 2 (3.16) (a) r = a(1 e2 ) W est l anomalie vraie 1+e cos W (b) tan W = 1+e tan E E est l anomalie excentrique 2 1 e 2 (c) M = n(t t p ) M est l anomalie moyenne (d) n 2 a 3 = µ (e) M = E e sin E équation de képler (3.17) De cette manière si les éléments d orbite sont donnés 3 et si µ est donné alors, à une date t, 3 soit la position du plan de l orbite, la direction du périastre, l excentricité, le demi-grand axe et t p.

3.5. MOUVEMENT SUR LA TRAJECTOIRE (CAS ELLIPTIQUE) 37 on calcule : M par (c), n étant donné par (d) E en résolvant l équation de Képler (e) W par (b) r par (a) Au lieu de calculer r et W, on peut vouloir les coordonnées cartésiennes x = r cos W y = r sin W. cos W = 1 X2 1 + X = 1 1+eY 2 1 e 2 1 + 1+e Y = (1 e) (1 + e)y 2 (1 e) + (1 + e)y = (1 Y 2 ) e(1 + Y 2 ) 1 e 2 (1 + Y 2 ) e(1 Y 2 ) = cos E e 1 e cos E 2X 1 + e sin W = 1 + X = Y 2 1 e 1 + 1+eY 1 e 2 = = 2Y 1 e 2 (1 e) + (1 + e)y = 2Y 1 e 2 2 (1 + Y 2 ) e(1 Y 2 ) = sin E 1 e 2 1 e cos E 1 + e cos W = (1 e cos E) + (e cos E e2 ) 1 e cos E On a ainsi : r = a(1 e cos E) r = a(1 e cos E) x = r cos W = a(cos E e) (3.18) y = r sin W = a 1 e 2 sin E Ces formules permettent d interpréter géométriquement l angle E (fig.3.4). Une ellipse est déduite de son cercle principal C(c, a) par une affinité de rapport b = 1 e a 2 perpendiculaire au grand axe. On peut aussi remarquer que, si on limite à l ordre 1 en e,

38 CHAPITRE 3. LE PROBLÈME DES DEUX CORPS P P r C E O W (Ou ) FIG. 3.4 L ellipse déduite de son cercle principal x = a(cos E e) on obtient. Ainsi, pour de petites excentricités, l ellipse pourra être y = a sin E vue comme un cercle excentré, c est à dire dont le centre est à la distance ae de O. 3.6 Eléments d orbites L intégration du problème képlérien a fait apparaître 6 constantes arbitraires en plus du paramètre µ : G/G (2) direction de(ou 0 ) (1) h ou a (1) e (1) t p (1) On a vu que R 0 = (O u 0, v 0, G ) est le repère propre de la trajectoire. Il faut repérer G R 0 par rapport à un repère extérieur indépendant R = (Oijk). Cela peut se faire par les classiques angles d Euler 4 : Ω, i, ω 4 Les angles d Euler sont issues de la succession de rotations dans l ordre 313, c est à dire une rotation de Ω autour du troisième axe, puis une rotation de i autour du (nouveau) second axe et une rotation de ω autour du (nouveau) troisième axe. On aurait pu imaginer d autres successions mais celle définissant les angles d Euler est la plus utilisée.